Astrofisica Generale Mod.B
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- Ida Roberti
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1 AstrofisicaGeneraleMod.B partex Proprietàdelmezzointerstellare LaureaSpecialisticainAstronomia AA2008/09 AlessandroPizzella
2 Mezzointerstellare(ISM) Componente<nH>Tevisibilità HotICM ,000raggiX WIM0.38,000Ha,righeass.IS nubihi HI21cmline nubih2> CO,HCN,(H2) HIIRegions ,000Ha,radiocont Polveri5 60IR,extinction Particelleradiocont,raggi gamma
3 GasAtomico Lamaggiorpartedell informazionevienedamisuredellarigaa21cmhi Misure single dish perdiversemigliaiadigalassie FlussoHIintegrato >massehi Profilidirigaintegrati >velocitàradiali,velocitàdirotazione,mappe aperturesynthesis distribuzionedettagliatadihi Curvedirotazione,campidivelocità2Ddettagliati (galassievicine)strutturadietralenubidiismatomiche,distribuzionedi temperatura
4 DistribuzioneHI RHI~1.5 5R25 La formazione stellare è avvenuta solo in partedeldisco La cinematica HI può essere usata per tracciare il potenziale gravitazionale a grandiraggi(decinedikpc)
5 Gruppo di M81: VLA Yun et al. 1994, Nature, 372, 530
6 NGC5719/13Distribuzioneevelocita'HI
7 NGC5719inUV
8 Distribuzione HI nello spazio dellefasi(oquasi)
9 Velocita'lungol'assemaggiore controrotazionestelle/stelle, stelle/gas
10 LOSVDdellacomponentestellare controrotazione
11
12 Cinematicadell HI GeneralmenteHIruotaavelocitàpressochécostante ( curvadirotazionepiatta ) Il profilo integrato della riga HI mostra il tipico andamentoa doppiocorno Fornisceprecisemisuredivelocitàradialielarghezza diriga.
13 HIcostituisce~metàdellamassa digastotaleinunatipicagalassia aspirale(vs~50%h2) LafrazionedigasHIèfunzione dell Hubbletype MHI/MHI+stellevada0.0a0.9 andandodaeairr Roberts&Haynes1994, ARAA,32,115 LogLFIRLogMHI/MTLogMHI/LBLogMHI HI:Andamentoconiltipomorfologico:
14 GasMolecolare LamaggiorpartedelgasmolecolareèinformadiH2,magasH2freddononharighe diemissioneosservabili. Lamaggiorpatedell informazioneèricavatadatransizionirotazionalidelcoin bandamillimetrica,conqualcheinformazioneaggiuntivadaisotopidelcooda altremolecole(hcn,oh ) LatransizioneprincipaledelCOèa2.7mm(J=1 >0) ComenelcasoHI,datipergalassieesternesiottengonocombinandotecniche single disk e aperturesynthesis H2ètrovatoinnubifreddeemassicce(>104Mo),otticamentespessecontransizioni mmdelco. MassadiH2èdedottaempiricamentedallacorrelazioneconlaluminositàCO (questaquestioneèancoracontroversa!!) N(H2)(cm 2)~3x1020I(CO)(Kkms 1)
15 DistribuzionedelCO IngalassieaspiraleilCOtendeaseguireladistribuzionedellestelle,inparticolare giovani. PocoonienteCOoltreilraggiootticoinmoltegalassiedipiccolamassa(S,Irr),CO èsistematicamentedebolerispettoallaquantitàdistellegiovaniedihi Regan et al 200 ApJ, 561, 218
16 CO:Andamentoconiltipomorfologico Il gas molecolare tende ad essere la fase dominante in galassie a spirale early, con una frazione di H2 che decresce per tipi più late, e/o galassie di piccola luminosità Forteaumentodellafrazionetotaledigas (atomico + molecolare) con il tipo morfologico Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581
17 Young & Scoville 1991, ARAA, 29, 581
18 PolvereInterstellare Circal 1%dell ISMèinformadigranisolidichecontengonoil~50%degli elementipesantidell ISM Igraniassorbonocircail40%dell energiabolometricadigalassienell universo locale Èpossibilestudiarelapolveremodellandol estinzioneosservatainbanda visibileeuv Igraniriemettonol energianelmedio infrarosso(5 300micron)edè possibilemapparelastrutturadellapolveredirettamente
19 Emissionedellapolvere SpettrointegratodellanostraGalassia(sotto)comeesempiodellospettrotipicodiuna galassia.l emissionedellapolvereèpiùlargadiquelladovutaadunasinglatemperaturaed èfittatacomelasommadi4componenti: T~15K( mm)polverefreddainnubimolecolari T~20 30K( mm)polvereinnubidiffuse, cirriir T~60K(50mm)granitiepidiinzonediformazionestellare T~300K(10mm)bandaPAHinemissionedapiccoligrani IRtraccialamorfologiadibande dipolvere,regionidiformazione stellare Cox et al. 1986, A&A, 155, 380
20 ISOCAMM84
21 Bendoetal2002,AJ,123,3067 NGC 6946 Hα ISO 15 µ m Fergusonetal1998,Rousseletal2001, ApJ,506,L19A&A,369,473
22
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24 ISMionizzatatiepida RegioniHII Tracciainmanieradirettalaformazionestellaremassiccia Tracciataprincipalmentedarighediricombinazionedell idrogeno(h,p, Br )odaradiocontinuotermico Gasionizzatodiffuso Densitàcaratteristica cm 3 inspiraliilgasèfotoionizzatoprincipalmentedaradiazioneuvprodotta (sfuggita)daregionihii Galassie early type (esferoidi)possonoavereunafasediffusacheèionizzatada shocks Avolteassociataconlafasediffusaneutra
25 NGC2841NGC3184NGC4449 SbScIrr
26 x Kennicutt 1998, ARAA, 36, 189
27
28 ISMcaldaionizzata(coronale) E tracciataprincipalmentedall emissionex soft (bremsstrahlung(1 10keV)) odarighediassorbimentoadaltaionizzazione(e.g.ovi) T~3 5x105K,n~10 3cm 3 Altetemperaturerichiedonounriscaldamentoditipocinetico(supernovae, ventistellari,collisionifranubi) Diversitipidistrutture Alonidiffusidentro/attornoE/S0massicce,bulge Emissionediffusadaldiscodovutaaresiduidisupernove,ventistellari Fontaneextraplanari,ciminiere, superwinds infallingclouds, coolingflows
29 Chandra XO Images NGC 4649 = M60: E2 Randall & Sarazin 2001, unpub NGC 4631: Sc Wang et al. 2001, ApJ, 555, L99
30 NGC 1569 Irr Martin et al. 2002, ApJ, 574, 663
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